Kesteven 75

Kesteven 75

Imagen de Kesteven 75 obtenida con el observatorio de rayos X Chandra
Datos de observación  (Época J2000)
Tipo de supernova IIP ?
Tipo de remanente Morfología compuesta
Galaxia anfitriona Vía Láctea
Constelación Aquila
Ascensión recta 18 h 46 m 26 s
Declinación -02°59′
Coordenadas galácticas G029.7-00.2
Distancia 5800 ± 500 pc
Características físicas
Progenitor 8 - 12 M☉
Remanente estelar PSR J1846−025
Características notables Alberga el plerión más joven de la Vía Láctea
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Kesteven 75, abreviado como Kes 75 y llamado también SNR G029.7-00.3, G29.7-0.3 y 4C -03.70,[1]​ es un resto de supernova situado en la constelación de Aquila.

Morfología

Kesteven 75 es un resto de supernova de morfología compuesta. En banda de radio, muestra una cáscara o caparazón parcial de unos 90 segundos de arco de radio, con una nebulosa central de aproximadamente 25 × 35 segundos de arco. La ausencia completa de emisión en la parte este indica un fuerte gradiente de densidad del medio interestelar donde Kesteven 75 se expande. Se ha observado que el componente central tiene un espectro de radio plano con una sustancial polarización, lo que es característico de una nebulosa de viento de púlsar o plerión. La velocidad de expansión de este plerión es de 1000 km/s aproximadamente.[2]​

Observaciones de rayos X con los observatorios ASCA y Chandra también muestran la naturaleza compuesta de Kesteven 75, siendo su morfología muy parecida a la de radiofrecuencias. La emisión desde la cáscara de Kesteven 75 se concentra principalmente en dos regiones, al sureste y al suroeste.[3]​ Asimismo, se ha identificado una estructura de «jet»-toro, habitual en pleriones jóvenes.[4]​ De acuerdo a ciertas observaciones de Chandra, los espectros de la cáscara pueden explicarse por un modelo térmico de dos temperaturas, posiblemente asociadas por una parte al material impactado, y por otra al material eyectado que ha sufrido un segundo impacto por el choque inverso.[5]​

La emisión en el infrarrojo que procede de la cáscara está espacialmente correlacionada con la de rayos X, lo que sugiere que las partículas de polvo se calientan por la colisión del gas previamente calentado por los rayos X. Este polvo alcanza una temperatura de 140 K debido al choque con un plasma caliente y relativamente denso.[3]​

Kesteven 75 también ha sido detectado en la región de rayos gamma entre 20 y 200 keV con el observatorio espacial INTEGRAL, y entre 0,3 y 5 TeV con el sistema de telescopios H.E.S.S.[2]​

Progenitor

A partir de la alta velocidad de las eyecciones y de la baja densidad que implicaba la distancia estimada inicialmente (mucho mayor que la aceptada actualmente), se ha sugerido que Kesteven 75 proviene de una explosión de supernova de tipo Ib/c.[6]​ Sin embargo, posteriores estudios han propuesto que probablemente Kesteven 75 es el resultado de una supernova de tipo IIP, más habitual, en donde el plerión se expande en una burbuja asimétrica de níquel.[2]​ Se piensa que la estrella progenitora tenía una masa entre 8 y 12 masas solares.[7]​

Remanente estelar

Kesteven 75 alberga en su interior el púlsar de rayos X PSR J1846−025, descubierto en 2000,[8]​ que es quien proporciona energía al plerión. Es un remanente estelar sumamente energético (E = 8,3 × 1036 erg/s) cuyo período de rotación es de 325 ms. En 2006 se detectó que este púlsar se encontraba en un estado «activo» o «fulgurante», lo que supuso cambios en su espectro, así como en la morfología del plerión asociado; catorce años después se advirtió de nuevo actividad en PSR J1846−025. No obstante, las propiedades energéticas y espectrales de este púlsar lo distinguen firmemente de un magnetar. Su campo magnético inferido (Bs = 4.9 × 1013 G) es el más grande entre este tipo de objetos, y probablemente sea responsable de los intervalos de actividad descubiertos, lo que sugiere una transición a un estado de magnetar.[9]​

Distancia y edad

Aunque históricamente las estimaciones de la distancia a la que se encuentra Kesteven 75 han variado significativamente entre 5000 y 21 000 pársecs, análisis recientes basados en observaciones de H I sitúan a este resto de supernova a 5800 ± 500 pársecs de la Tierra.[7]​[10]​

Por otra parte, Kesteven 75 es un resto de supernova muy joven, con una edad inferior a 840 años.[11]​ El estudio de la expansión del plerión a lo largo de 10 años ha permitido acotar la edad de este remanente a 480 ± 50 años. En consecuencia, Kesteven 75 contiene el plerión más joven de nuestra galaxia.[2]​

Véase también

Referencias

  1. ↑ SNR G029.7-00.2 -- SuperNova Remnant (SIMBAD)
  2. ↑ a b c d Reynolds, Stephen P.; Borkowski, Kazimierz J.; Gwynne, Peter H. (2018). «Expansion and Brightness Changes in the Pulsar-wind Nebula in the Composite Supernova Remnant Kes 75». The Astrophysical Journal 856 (2): 12 pp. 133. Consultado el 31 de octubre de 2021. 
  3. ↑ a b Temim, T. et al. (2012). «Infrared and X-Ray Spectroscopy of the Kes 75 Supernova Remnant Shell: Characterizing the Dust and Gas Properties». The Astrophysical Journal 745 (1): 11 pp. 46. Consultado el 31 de octubre de 2021. 
  4. ↑ Ng, C.-Y.; Slane, P.O.; Gaensler, B.M.; Hughes, J.P. (2008). «Deep Chandra Observation of the Pulsar Wind Nebula Powered by Pulsar PSR J1846-0258 in the Supernova Remnant Kes 75». The Astrophysical Journal 686 (1): 508-519. Consultado el 31 de octubre de 2021. 
  5. ↑ Morton, T.D. et al. (2007). «Observations of X-Rays and Thermal Dust Emission from the Supernova Remnant Kes 75». The Astrophysical Journal 667 (1): 219-225. Consultado el 31 de octubre de 2021. 
  6. ↑ Chevalier, R.A. (2005). «Young Core-Collapse Supernova Remnants and Their Supernovae». The Astrophysical Journal 619 (2): 839-855. Consultado el 31 de octubre de 2021. 
  7. ↑ a b Temim, T. et al. (2019). «Probing the Innermost Ejecta Layers in Supernova Remnant Kes 75: Implications for the Supernova Progenitor». The Astrophysical Journal Letters 878 (1): 13 pp. L19. Consultado el 31 de octubre de 2021. 
  8. ↑ Gotthelf, E. V. et al. (2000). «A 700 Year-old Pulsar in the Supernova Remnant Kesteven 75». The Astrophysical Journal 542 (1): L37-L40. Consultado el 31 de octubre de 2021. 
  9. ↑ Gotthelf, E.V. et al. (2021). «X-Ray Spectroscopy of the Highly Magnetized Pulsar PSR J1846-0258, Its Wind Nebula, and Hosting Supernova Remnant Kes 75». The Astrophysical Journal 908 (2): 10 pp. 212. Consultado el 31 de octubre de 2021. 
  10. ↑ Verbiest, J.P.W. et al. (2012). «On Pulsar Distance Measurements and Their Uncertainties». The Astrophysical Journal 755 (1): 9 pp. 39. Consultado el 31 de octubre de 2021. 
  11. ↑ Chawner, H. et al. (2019). «A catalogue of Galactic supernova remnants in the far-infrared: revealing ejecta dust in pulsar wind nebulae». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 483 (1): 70-118. Consultado el 27 de septiembre de 2021.